Содержание
Введение
Звезды и их основные характеристики
Эволюция звезд
Заключение
Литература
Введение
Мир далеких звезд весьма разнообразен. Взглянув на усеянное звездами ночное небо, мы убеждаемся в том, что звезды различаются между собой как по блеску, так и по цвету. 1
Есть среди них голубые, белые, оранжевые, красные! Исследование же звезд с помощью телескопов показало, что это многообразие является еще более впечатляющим. Так, поверхностные температуры различных звезд находятся в пределах от 2500 до 50 000 К.
Существенно различаются между собой звезды по мощности излучения, т. е. светимости - количеству энергии, излучаемой ими с поверхности в единицу времени. Наиболее мощные излучают в несколько миллионов раз больше, наиболее слабые — в сотни тысяч раз меньше, чем Солнце.
То же можно сказать и о размерах звезд. Есть звезды-гиганты и сверхгиганты, радиусы которых в тысячи и десятки тысяч раз больше солнечного. И, наоборот, есть звезды-карлики, радиусы которых в десятки и сотни раз меньше радиуса Солнца. Диаметры же нейтронных звезд вообще измеряются всего 20-ю километрами.
Используя специальные формулы, астрономы определяют массы звезд, если две компоненты обращаются вокруг общего центра масс так, что удается измерить расстояние каждой из них до упомянутого центра. Оказалось, что разнобой в массах звезд значительно уже: наиболее массивные звезды примерно в 50 раз «тяжелее» Солнца, наименьшие — в 100—500 раз «легче» его.
Своеобразным «паспортом» звезды является ее спектр. Знатоки-специалисты, изучающие звездные спектры, утверждают, что среди многих миллионов звезд невозможно найти двух, у которых спектры были бы абсолютно тождественны.
Главная цель нашей работы – охарактеризовать звезды, рассмотреть их размеры, температуры, эволюцию.
Задачи работы:
Изучить основные характеристики звезд
Рассмотреть эволюцию звезд.
Звезды и их основные характеристики
Практически весь свет, который можно видеть в нашей галактике, исходит от звезд, которые в древности были сгруппированы в созвездия с разными названиями, такими, как Лебедь или Телец. Сейчас на небосводе насчитывают 88 созвездий, границы и названия которых были утверждены Международным астрономическим союзом в 1922 году. Видимые звезды в каждом созвездии обозначаются греческими буквами, которые называются буквами Байера, обычно в порядке убывания яркости: альфа (а) является ярчайшей, бета (р) — второй по яркости и так далее.2
В пределах одного созвездия для наименования звезд также используются номера Флэмстида. В каталоге Флэмстида звезды в каждом созвездии пронумерованы с запада на восток до предела видимости невооруженным глазом.
Глядя на звезды в ночном небе, мы различаем две характеристики: их яркость и в некоторых случаях — цвет. Яркость сама по себе немногое говорит о звезде, так как видимая яркость зависит не только от количества излучаемого света, но и от расстояния до звезды. Ясно, что если две звезды излучают одинаковое количество света, то более далекая будет казаться более тусклой. Если мы измерим расстояние до звезды, то сможем рассчитать, сколько энергии она излучает, то есть узнать ее светимость. Эта величина подвержена значительным изменениям: если ярчайшие звезды светят в 15 000 раз сильнее, чем Солнце, то самые тусклые светят в 100 раз слабее. Визуально мы можем лишь определить свет ярчайших звезд и сказать, что Бетельгейзе в созвездии Ориона имеет хорошо различимый красно-оранжевый оттенок, как и Альдебаран в созвездии Тельца. Капелла в созвездии Возничего выглядит желтой, а Ригель в созвездии Ориона имеет голубовато-белый цвет.
Яркость и оттенок поверхности звезды зависят от того, сколько энергии выходит наружу из недр звезды. Эта энергия образуется в результате процессов ядерного синтеза, когда легкие элементы в ядре звезды превращаются в более тяжелые.
Оттенок позволяет судить о температуре поверхности звезды. Красноватые звезды, такие, как Бетельгейзе, имеют сравнительно небольшую температуру поверхности — 3500 К (градусов по шкале Кельвина). Желтые звезды, такие, как Капелла и наше Солнце, имеют температуру поверхности около 6000 К, а бело-голубой Ригель — около 11 000 К.
Светимость звезды зависит от ее массы. Чем массивнее звезда, тем горячее становится ее ядро и тем быстрее водород в нем превращается в гелий. В результате поверхность звезды разогревается сильнее и излучает больше света и тепла. Масса крупной звезды может в 10 раз превышать массу Солнца, но она излучает в 1000 раз больше энергии. Количество водорода, который может быть использован в процессе ядерного синтеза, составляет 10% от общей массы. Таким образом, массивная звезда сжигает свое ядерное топливо в 1000 раз быстрее, чем Солнце, но имеет лишь в 10 раз больший запас топлива, так что ее жизненный цикл оказывается в 100 раз короче. Массивные звезды недолговечны по сравнению с нашим Солнцем, общий срок жизни которого составляет примерно 10 млрд лет. Из-за высокой температуры поверхности они кажутся голубовато-белыми и испускают ультрафиолетовое излучение, которое вызывает свечение окружающей газовой короны. Поскольку они недолговечны, то чаще всего встречаются в молодых звездных скоплениях. Эти скопления, такие, как М42 в созвездии Ориона, выделяются на фотоснимках красивым красновато-розовым свечением возбужденных атомов водорода.
С другой стороны, звезды, имеющие небольшую массу по сравнению с Солнцем, очень медленно сжигают свой водород и имеют срок жизни, превышающий нынешний возраст Вселенной (около 14 млрд. лет). Они имеют красноватый оттенок и низкую светимость, поэтому их трудно различить на больших расстояниях.
Видимая поверхность Солнца, как и любой другой звезды, называется фотосферой. Излучение, возникающее в недрах звезды, проходит через этот более холодный внешний слой, содержащий весь спектр элементов, из которых формировалась звезда. Они поглощают свет на определенных частотах (или частях спектра), так что, если расщепить излучение звезды на разные цвета спектра, можно увидеть темные линии там, где элементы поглощают свет. Они называются линиями Фраунгофера (см. с. 25) — в честь Йозефа Фраунгофера, наблюдавшего их в спектре Солнца и правильно установившего причину их возникновения. Линии, видимые в спектре каждой отдельной звезды, в значительной степени зависят от температуры ее поверхности, что дало астрономам возможность классифицировать звезды в соответствии с их спектром.
Современная система классификации, разработанная в Гарвардской обсерватории, имеет вид последовательности латинских букв, расположенных в порядке от самой высокой температуры к самой низкой. Семь главных спектральных классов называются О, В, A, F, G, К, М. Каждый класс разделен на подклассы, например от GO до G9, где GO — самая горячая, a G9 — самая холодная звезда в пределах одного подкласса. Наше Солнце является звездой подкласса G2.
С древних времен позиции звезд наносили на сферы и звездные карты, часто сопровождаемые красивыми рисунками фигур созвездий. Это требовало особой системы координат — точно так же, как мы находим города на картах поверхности Земли по значениям их широты и долготы. Наблюдая за звездами, мы помещаем их на «небесную сферу», центром которой является Земля. Проекции Северного и Южного полюсов Земли на небесную сферу образуют северный и южный полюса небосвода, а проекция земного экватора образует небесный экватор. Склонение (скл.) звезды — эквивалент земной широты — измеряется в градусах к северу и югу от небесного экватора, поэтому склонение северного и южного небесных полюсов составляет +90° и -90° соответственно. Вторая координата, аналогичная земной долготе, называется прямым восхождением (ПВ) и измеряется в восточном направлении по небесному экватору. Поскольку на Земле нулевой точкой долготы является Гринвичский меридиан, нам необходима нулевая точка прямого восхождения. Она называется первой точкой Овна и представляет собой то место, где эклиптика (проекция видимого движения Солнца но небосводу на небесную сферу) пересекает небесный экватор в день весеннего равноденствия, отмечающий начало весны. По названию можно предположить, что эта точка находится в созвездии Овна, но если вы посмотрите на звездную карту, то удивитесь, обнаружив ее в созвездии Рыб. Это объясняется тем фактом, что ось вращения Земли подвержена прецессии, точно так же, как ось вращающегося волчка, но в данном случае требуется около 26 000 лет, чтобы совершить полный оборот, поэтому прецессия незаметна для обычного наблюдателя. Вместе с тем это означает, что со временем положение звезд изменяется. К примеру, через несколько сотен лет Полярная звезда больше не будет находиться в непосредственной близости от Северного небесного полюса. Именно поэтому звездные карты снабжены датами, или «эпохами», причем современные звездные карты соотносятся с эпохой 2000 года.
Прямое восхождение (ПВ) обычно измеряется в часах, минутах и секундах, начиная с 00.00 и заканчивая 24.00. Один час ПВ, то есть расстояние, на которое Земля поворачивается за один час, эквивалентен 15° экваториальной дуги.
Эволюция звезд
Звезды формируются из облаков газа и пыли, сжимающихся под действием гравитации. По мере сжатия газового облака его температура повышается, и, когда она достигает примерно 10 млн градусов в центре, начинаются ядерные реакции с выделением огромного количества энергии. Так рождается звезда. Давление, образующееся в «ядерной топке», достаточно для того, чтобы уравновесить гравитационные силы, которые стремятся сжать звезду; таким образом, она переходит в стабильное состояние.
Согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций. При гравитационной конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующихся атомов, что повышает температуру звезды. При температурах Т 107 К и плотности -100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и звезд по двум схемам, или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60 — 90% по массе), гелия (Ю — 40%) и тяжелых элементов (0,1 — 3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения.
Новыми звезды называются так потому, что в древности полагали, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство, и светимость ее резко увеличивается. Частота извержений изменяется от нескольких месяцев до лет. У остальных звезд извержения бывают примерно раз в 1000 лет. Сверхновые звезды фактически связаны со взрывом массивной звезды, что бывает один раз в несколько столетий. Сейчас за 10 веков обнаружено 7 сверхновых звезд. Интенсивность излучения сверхновых звезд в 104 раз больше, чем у новых. Наше Солнце с 74% Н, 24% Н и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения I. Звезды населения II образовались из первичного водорода и гелия и в основном содержат гораздо меньше остаточного материала других звезд. Они содержат много водорода, мало гелия и очень мало тяжелых элементов.3
Основные этапы эволюции звезд:
Звезда начинает формироваться из облаков газа.
При нарушении равновесия облака начинают вращаться, и более плотные небольшие сгустки отделяются от остальной массы.
Плотные сгустки создают поле тяготения, привлекающее еще больше газа и пыли
Температура и давление растут, что приводит к началу ядерных реакций в центре. Рождается протозвезда
Газопылевые облака вращаются округ центральной протозвезды коллапсируют, образуя уплошенный диск
Звезда остается в стабильном состоянии большую часть своей жизни, перерабатывая водород в гелий
Когда звезда истощает запасы водорода, она расширяется и остывает.
Остывающая и стареющая звезда достигает фазы красного гиганта.
В массивных звездах ядерный синтез продолжается до мощного взрыва или вспышки сверхновой звезды.
Ядро коллапсирует и образуется нейтронная звезда, которую можно наблюдать по радиоизлучению пульсара
Ядро массивной звезды может коллапсировать, пока гравитационное поле не станет таким мощным, что даже свет не может вырваться наружу – это черная дыра.
Большую часть своего жизненного цикла звезда перерабатывает водород в гелий, но на поздних этапах ее существования гелий превращается в углерод, кислород и другие более тяжелые элементы. При этом звезда расширяется (наше Солнце может расшириться так, что достигнет орбиты Земли), а ее поверхность остывает и приобретает оранжевый или красноватый оттенок. Такие звезды обладают высокой светимостью и называются красными гигантами; одна из них — Альдебаран в созвездии Тельца. Наиболее массивные звезды становятся красными сверхгигантами, такими, как Бетельгейзе в созвездии Ориона, чей диаметр составляет более половины диаметра орбиты Юпитера! В самом конце своего жизненного цикла звезды взрываются, а элементы, образовавшиеся внутри них, выбрасываются в космос и образуют пылевые облака, которые могут закрывать вид с Земли на другие галактики (к примеру, туманность Угольный Мешок в созвездии Южного Креста. В самых массивных звездах процессы ядерного синтеза могут приводить к образованию более тяжелых элементов периодической таблицы, вплоть до железа, но при грандиозных взрывах сверхновых звезд (к примеру, Крабовидная туманность в созвездии Тельца) образуются еще более тяжелые элементы, такие, как свинец, золото и уран.
За миллиарды лет космическое пространство между звездами обогащается тяжелыми элементами, так что при рождении новых звезд иногда бывает достаточно материала для формирования планет, где впоследствии может возникнуть жизнь. Атомы, из которых состоят наши тела, и даже воздух, которым мы дышим, — все это зародилось в недрах звезд!
Заключительный этап жизни звезды зависит от ее массы. При малой массе внешние слои постепенно расширяются и, в конце концов, покидают ядро звезды; на месте гиганта остается горячий маленький карлик с белым свечением, который затем постепенно остывает и становится потухшей звездой. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последнем этапе эволюции теряют устойчивость и могут взорваться, как сверхновые, обогащая Межзвездную среду тяжелыми химическими элементами, а затем сжаться, превратившись в нейтронные звезды с диаметром в. несколько километров.
Внутри звезд в ходе термоядерных реакций образуется до 30 химических элементов, а во время взрыва и все остальные известные на Земле химические элементы.
Обогащенная тяжелыми элементами межзвездная среда образует звезды нового поколения. Возраст звезд по этому можно определить методом спектрального анализа. Есть звезды-сверхгиганты, намного превышающие массу Солнца. Они либо превращаются в нейтронную звезду либо в процессе неограниченного сжатия превращаются в «черную дыру», т. е. в объект, обладающий гигантским по своей величине полем тяготения, не выпускающий за свои пределы никакое излучение. Их можно обнаружить косвенно, по их гравитационному воздействию на окружающие тела. Межзвездный газ или газ соседней звезды, притягиваясь и падая на «черную дыру» (этот процесс называется аккрецией), образует вокруг нее шлейф. Напрашивается вывод: звезды и галактики подчиняются всеобщим законам диалектики: рождаются, живут и умирают. И процесс этот продолжается до наших дней.
Как было сказано выше, в конце своего жизненного цикла звезда, масса которой примерно равна массе нашего Солнца, превращается в белый карлик, сравнимый по размерам с Землей. Эти звезды находятся в центрах планетарных туманностей, таких, как кольцевая туманность в созвездии Лиры или туманность М27 в созвездии Лисички. Из остатков более массивных звезд образуются нейтронные звезды диаметром в несколько десятков километров, но обладающие массой, превышающей массу Солнца. Иногда такие звезды при вращении излучают импульсы света и радиоволн, подобно межзвездным маякам; тогда они называются пульсарами. Один из пульсаров, образовавшийся после вспышки сверхновой, существует в центре Крабовидной туманности. Ядра самых массивных звезд так сильно коллапсируют под действием тяготения, что становятся черными дырами — объектами с таким сильным гравитационным полем, которое не позволяет даже световому излучению вырваться наружу.
Заключение
Оттенок позволяет судить о температуре поверхности звезды. Красноватые звезды, такие, как Бетельгейзе, имеют сравнительно небольшую температуру поверхности — 3500 К (градусов по шкале Кельвина). Желтые звезды, такие, как Капелла и наше Солнце, имеют температуру поверхности около 6000 К, а бело-голубой Ригель — около 11 000 К. Звезды формируются из облаков газа и пыли, сжимающихся под действием гравитации. По мере сжатия газового облака его температура повышается, и, когда она достигает примерно 10 млн градусов в центре, начинаются ядерные реакции с выделением огромного количества энергии. Так рождается звезда. Новыми звезды называются так потому, что в древности полагали, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство, и светимость ее резко увеличивается. Большую часть своего жизненного цикла звезда перерабатывает водород в гелий, но на поздних этапах ее существования гелий превращается в углерод, кислород и другие более тяжелые элементы. При этом звезда расширяется (наше Солнце может расшириться так, что достигнет орбиты Земли), а ее поверхность остывает и приобретает оранжевый или красноватый оттенок. Заключительный этап жизни звезды зависит от ее массы. При малой массе внешние слои постепенно расширяются и, в конце концов, покидают ядро звезды; на месте гиганта остается горячий маленький карлик с белым свечением. Есть звезды-сверхгиганты, намного превышающие массу Солнца. Масса крупной звезды может в 10 раз превышать массу Солнца, но она излучает в 1000 раз больше энергии. Современная система классификации, разработанная в Гарвардской обсерватории, имеет вид последовательности латинских букв, расположенных в порядке от самой высокой температуры к самой низкой. Семь главных спектральных классов называются О, В, A, F, G, К, М.
Анализ работы
Таким образом, нами были рассмотрены следующие вопросы:
Основные характеристики звезд
В рамках этого вопроса были определены две характеристики звезд - их яркость и в некоторых случаях — цвет. Яркость и оттенок поверхности звезды зависят от того, сколько энергии выходит наружу из недр звезды.
Эта энергия образуется в результате процессов ядерного синтеза, когда легкие элементы в ядре звезды превращаются в более тяжелые. Оттенок позволяет судить о температуре поверхности звезды.
Светимость звезды зависит от ее массы. Чем массивнее звезда, тем горячее становится ее ядро и тем быстрее водород в нем превращается в гелий.
Процесс эволюционирования звезд.
Мы определили, что звезды формируются из облаков газа и пыли, сжимающихся под действием гравитации. Большую часть своего жизненного цикла звезда перерабатывает водород в гелий, но на поздних этапах ее существования гелий превращается в углерод, кислород и другие более тяжелые элементы. Заключительный этап жизни звезды зависит от ее массы.
Литература
Игнатова В.А. Естествознание. – М.: Академкнига, 2002.
Карпенко С.Х. Современное естествознание. – М.: Академический проспект, 2003.
Климишин И.А. Элементарная астрономия. – М.: Наука, 1991.
Морисон И., Пенстон М. Звезды и планеты. – М.: Фаир. 2006.
Савченко В.Н., Самыгин В.Н. Начала современного естествознания. - Р-н/Д.: Феникс, 2006.
1 Климишин И.А. Элементарная астрономия. – М.: Наука, 1991. – С. 140.
2 Морисон И., Пенстон М. Звезды и планеты. – М.: Фаир. 2006. – С. 20.
3 Савченко В.Н., Самыгин В.Н. Начала современного естествознания. - Р-н/Д.: Феникс, 2006. – С. 160.
|
Скачать 70.5 Kb.